Солнечные вспышки как природная лаборатория...
DESCRIPTION
Солнечные вспышки как природная лаборатория плазменных процессов Кузнецов А.А. Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск. Основные параметры Солнца: R =696 000 км А.Е.=150 000 000 км T eff =5762 К. Параметры спокойной солнечной короны (вне активных областей): - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Солнечные вспышки как природная лаборатория плазменных процессов
Кузнецов А.А.
Институт Солнечно-Земной Физики СО РАН, Иркутск
3
Химический состав:
H: ≈91%
He: ≈9%
<M>≈1.27
Параметры спокойной солнечной короны (вне активных областей):
B≈0.1 – 0.5 Гс (1 Тл=104 Гс)
T≈1 МК (90 эВ)
n0≈108 – 109 см-3
Хромосфера Переходная область Корона
5
Солнечная корона в EUV
Высота магнитных петель: 20 – 50 тыс. км (иногда до 150 тыс. км и выше)
Радиус магнитных петель: около 3 тыс. км (до 10 тыс. км)
7
«Стандартная» модель вспышки
нарушение равновесия →
формирование токового слоя →
магнитное пересоединение →
нагрев плазмы и ускорение частиц →
нагрев и «испарение» хромосферы
9
Характерные размеры:
Высота: в среднем 20 – 50 тыс. км
Радиус магнитных трубок: около 3 тыс. км
Продолжительность импульсной фазы: порядка 10 минут (+ постимпульсная фаза длительностью до нескольких часов)
Параметры плазмы и магнитного поля в активных областях:
n0≈1010 – 1012 см-3
T≈10 – 40 МК (0.9 – 3.5 кэВ)
B≈1000 – 2000 Гс (в основании!)
B в вершине – ? (в 1 – 10 раз меньше)
10
До 50% энергии магнитного поля передается ускоренным частицам.
Электроны – до 100 МэВ
Протоны – до 1 ГэВ
Механизмы ускорения:
• Ускорение постоянным электрическим полем
• Стохастическое ускорение
• Ускорение в сжимающейся магнитной петле
12
Жесткое рентгеновское излучение (HXR) →
• Структура активной области
• Спектр ускоренных частиц
• Количество ускоренных частиц
RHESSI
14
Характеристики ускоренных электронов:
Спектр: степенной (f~E-γ, γ≈1.5 – 15)
Энергия: до десятков МэВ
Полный поток: до 1037 e-/с
Концентрация: ? (возможно, до 1010 см-3)
Интенсивность рентгеновского излучения с E>20 кэВ (на орбите Земли): 101 – 105 фотонов/(с см2)
16
θ=90°
n0=3×1014 см-3
nb=3×1011 см-3
E=0.1 – 1.4 МэВ
распределение по энергии – степенное (γ=1.5)
направленный пучок (Δα≈10°)
17
Наблюдения в радио и микроволновом диапазоне:
• Интерферометры (дают двумерные изображения Солнца на фиксированной частоте)
• Спектрографы (наблюдают Солнце как целое, дают динамический спектр излучения)
↓
• Структура активной области
• Плотность плазмы (?)
• Напряженность магнитного поля (?)
• Параметры ускоренных частиц (?)
19
Наблюдаемая интенсивность излучения: до 105 sfu (sfu=10-22 Вт/(м2 Гц))
Максимум спектра – примерно на 10 ГГц
Поляризация: соответствует O-моде в оптически толстой области, X-моде в оптически тонкой области.
Теоретический спектр гиросинхротронного излучения (от электронов со степенным спектром)
Пример наблюдаемого спектра солнечного микроволнового излучения
τ>>1 τ<<1
21
θ=90°
L=5 см
B=4 Тл
n0=3×1014 см-3
T0=1.5 кэВ
nb=3×1011 см-3
E=0.1 – 1.4 МэВ
распределение по энергии – степенное (γ=1.5)
направленный пучок (Δα≈10°)
22
θ=90°
L=5 см
B=4 Тл
n0=3×1014 см-3
T0=1.5 кэВ
nb=3×1011 см-3
E=0.1 – 1.4 МэВ
распределение по энергии – степенное (γ=1.5)
изотропный пучок
23
Плазменный механизм генерации радиоизлучения
Неустойчивое распределение электронов →
плазменные колебания (с частотой ω≈ωp) →
электромагнитные волны (с частотой ω≈ωp или ω≈2ωp)
Ширина полосы излучения:k
kkvTe
2
223
Законы сохранения в нелинейных процессах:
24
Всплески III типаωp
2ωp
Пучковая (bump-on-tail) неустойчивость
Плазменные колебания распространяются (первоначально) параллельно магнитному полю
26
Схема источника всплесков IV типа
Конусная (loss-cone) неустойчивость
Плазменные колебания распространяются (первоначально) перпендикулярно магнитному полю
27
Излучение на первой гармонике плазменной частоты:
Излучательная способность:
Поглощение (оптическая толщина):
Поляризация – 100% O-мода
Излучение на второй гармонике плазменной частоты:
Излучательная способность:
Поглощение (оптическая толщина):
Поляризация зависит от конкретных условий
nT
W~
2
~
nT
W
HfT 22/3171 105.1
16/12
Для обеспечения наблюдаемой интенсивности излучения достаточно W/nT≈10-8 – 10-6
28
n0=3×1014 см-3 (fp=156 ГГц)
T0=1.5 кэВ
k≈ωp/c
Δk≈k
плазменная турбулентность – изотропная
Δf≈1.33 ГГц (на первой гармонике)
Δf≈2.66 ГГц (на второй гармонике)
29
О поляризации излучения на удвоенной плазменной частоте: Для квазипродольного распространения излучения и изотропной турбулентности:
BE1
BE
B
E
Upper-hybrid waves
O-mode X-mode
E2
Если как плазменные, так и электромагнитные волны распространяются поперек магнитного поля, то степень поляризации может достигать 100% (в X-моде)
30
Результаты расчета процесса нелинейного слияния верхнегибридных волн.
Турбулентность – анизотропная (генерируется электронным пучком с двусторонним симметричным конусом потерь).
31
Переходное излучение
Быстрая частица
Частицы фоновой плазмы
Переходное излучение подавлено при Be
pe
Te f
f
v
v
32
Высокочастотные микроволновые всплески
Результаты наблюдений Solar Submillimeter Telescope (SST), Аргентина
33
Механизм формирования всплесков:
излучение на удвоенной плазменной частоте в хромосфере (?)
Условия в источнике излучения:
n0=(1 – 6)×1014 см-3
B≈1000 – 3000 Гс (0.1 – 0.3 Тл)
T=?
Субтерагерцевые всплески наблюдаются только во вспышках средней мощности (M-класса).